6. Bố cục luận văn
1.7. Kết luận chƣơng 1
Trong chƣơng 1 tác giả đã giải quyết một số vấn đề xoay quanh hệ thống điện năng lƣợng mặt trời:
- Lý thuyết về bộ biến đổi một chiều- một chiều DC-DC, biến đổi một chiều sang xoay chiều DC-AC, chuyển đổi giữa các hệ qui chiếu;
CHƢƠNG 2
HỆ THỐNG ĐIỆN MẶT TRỜI 2.1. Năng lƣợng mặt trời
Năng lƣợng mặt trời là một trong các nguồn năng lƣợng tái tạo quan trọng nhất mà thiên nhiên ban tặng cho hành tinh chúng ta. Đồng thời nó cũng là nguồn gốc của các nguồn năng lƣợng tái tạo khác nhƣ năng lƣợng gió, năng lƣợng sinh khối, năng lƣợng các dòng sông… Năng lƣợng mặt trời có thể nói là vô tận. Tuy nhiên, để khai thác, sử dụng nguồn năng lƣợng này cần phải biết các đặc trƣng và tính chất cơ bản của nó, đặc biệt khi tới bề mặt quả đất.
2.1.1. Cấu trúc của mặt trời
Có thể xem mặt trời là một quả cầu khí ở cách quả đất 1,49.108
km. Từ trái đất chúng ta nhìn mặt trời dƣới một góc mở là 31'59. Từ đó có thể tính đƣợc đƣờng kính của mặt trời là R = 1,4.106
km, tức là bằng 109 lần đƣờng kính quả đất và do đó thể tích của mặt trời lớn hơn thể tích quả đất 130.104
lần. Từ định luật hấp dẫn ngƣời ta cũng tính đƣợc khối lƣợng của mặt trời là 1,989.1027
tấn, lớn hơn khối lƣợng quả đất 33.104 lần. Mật độ trung bình của mặt trời là 1,4g/cm3, lớn hơn khối lƣợng riêng của nƣớc (1g/cm3
) khoảng 50%. Tuy nhiên mật độ ở các lớp vỏ khác nhau của mặt trời rất khác nhau. Ở phần lõi của mặt trời, do bị nén với áp suất rất cao nên mật độ lên tới 160 g/cm3, nhƣng càng ra phía ngoài mật độ càng giảm và giảm rất nhanh.
Một cách khái quát có thể chia mặt trời thành hai phần chính: phần phía trong và phần khí quyển bên ngoài (hình 2.1). Phần khí quyển bên ngoài lại gồm 3 miền và đƣợc gọi là quang cầu, sắc cầu và nhật miện. Còn phần bên trong của nó cũng có thể chia thành 3 lớp và gọi là tầng đối lƣu, tầng trung gian và lõi mặt trời. Một số thông số của các lớp của mặt trời đƣợc cho trên hình 2.1.
Hình 2. 1: Cấu trúc của mặt trời
Từ mặt đất nhìn lên ta có cảm giác mặt trời là một quả cầu lửa ổn định. Thực ra bên trong mặt trời luôn luôn có sự vận động mạnh mẽ không ngừng. Sự ẩn hiện của các đám đen, sự biến đổi của quầng sáng và sự bùng phát dữ dội của khu vực xung quanh các đám đen là bằng chứng về sự vận động không ngừng trong lòng mặt trời. Ngoài ra, bằng kính thiên văn có thể quan sát đƣợc cấu trúc hạt, vật thể hình kim, hiện tƣợng phụt khói, phát xung sáng...luôn luôn thay đổi và rất dữ dội.
2.1.2. Năng lƣợng mặt trời
Về mặt vật chất thì mặt trời chứa đến 78,4% khí Hydro (H2), Heli (He) chiếm 19,8%, các nguyên tố kim loại và các nguyên tố khác chỉ chiếm 1,8%.
Năng lƣợng do mặt trời bức xạ ra vũ trụ là một lƣợng khổng lồ. Mỗi giây nó phát ra 3,865.1026J, tƣơng đƣơng với năng lƣợng đốt cháy hết 1,32.1016 tấn than đá tiêu chuẩn. Nhƣng bề mặt quả đất chỉ nhận đƣợc một năng lƣợng rất nhỏ và bằng 17,57.1016
J hay tƣơng đƣơng năng lƣợng đốt cháy của 6.106
tấn than đá.
Năng lƣợng khổng lồ từ mặt trời đƣợc xác định là sản phẩm của các phản ứng hạt nhân. Theo thuyết tƣơng đối của Anhxtanh và qua phản ứng nhiệt hạt nhân khối lƣợng có thể chuyển thành năng lƣợng. Nhiệt độ mặt ngoài của mặt trời khoảng 60000K, còn ở bên trong mặt trời nhiệt độ có thể lên đến hàng triệu đô. Áp suất bên trong mặt trời cao hơn 340.108 MPa. Do nhiệt độ và áp suất bên trong mặt trời cao nhƣ vậy nên vật chất đã nhanh chóng bị ion hóa và chuyển động với năng lƣợng rất lớn. Chúng va chạm vào nhau và gây ra hàng loạt các phản ứng hạt nhân. Ngƣời ta đã xác định đƣợc nguồn năng
lƣợng mặt trời chủ yếu do hai loại phản ứng hạt nhân gây ra. Đó là các phản ứng tuần hoàn giữa các hạt nhân Cacbon và Nitơ (C.N) và phản ứng hạt nhân Proton.Proton. Khối lƣợng của mặt trời xấp xỉ 2.1027 tấn. Nhƣ vậy để mặt trời chuyển hóa hết khối lƣợng của nó thành năng lƣợng cần một khoảng thời gian là 15.1013
năm. Từ đó có thể thấy rằng nguồn năng lƣợng mặt trời là khổng lồ và vô tận.
2.1.3. Phổ bức xạ mặt trời
Bức xạ mặt trời có bản chất là song điện từ, là quá trình truyền các dao động điện từ trƣờng trong không gian. Trong quá trình truyền sóng, các vectơ cƣờng độ điện trƣờng và cƣờng độ từ trƣờng luôn luôn vuông góc với nhau và vuông góc với phƣơng truyền của sóng điện từ. Quãng đƣờng mà sóng điện từ truyền đƣợc sau một chu kỳ dao động điện từ đƣợc gọi là bƣớc sóng λ.
Trong chân không vận tốc truyền của sóng điện từ gần đúng bằng c = 3.108 m/s. Còn trong môi trƣờng vật chất, vận tốc truyền của sóng nhỏ hơn và bằng v = c/n, trong đó n đƣợc gọi là chiết suất tuyệt đối của môi trƣờng, với n ≥ 1. Các sóng điện từ có bƣớc sóng trải dài trong một phạm vi rất rộng từ 10-7 nm (nano met) đến hàng nghìn km.
Hình 2. 2: Thang sóng điện từ của bức xạ mặt trời
Ánh sáng nhìn thấy có bƣớc sóng từ 0,4µm đến 0,8µm , chỉ chiếm một phần rất
nhỏ của phổ sóng điện từ của bức xạ mặt trời. Mặc dù có cùng bản chất là sóng điện từ nhƣng các loại sóng điện từ có bƣớc sóng λ khác nhau thì gây ra các tác dụng lý học, hóa học và sinh học rất khác nhau. Nói riêng trong vùng phổ nhìn thấy đƣợc, sự khác nhau về bƣớc sóng gây cho ta cảm giác màu sắc khác nhau của ánh sáng. Khi đi từ bƣớc sóng dài µm đến giới hạn sóng ngắn µm ta nhận thấy màu sắc của ánh sáng thay đổi
cũng khác nhau. Bảng 2.1 cho thấy quan hệ giữa mật độ năng lƣợng của bức xạ điện từ phụ thuộc vào bƣớc sóng của nó, còn bảng 2.2 là quan hệ giữa màu sắc của ánh sáng và bƣớc sóng của nó. Từ bảng 2.1 ta thấy rằng mật độ năng lƣợng bức xạ mặt trời chủ yếu phân bố trong dải bƣớc sóng từ µm (tử ngoại C, tỷ lệ mật độ năng lƣợng 0,57%) đến µm (hồng ngoại, tỷ lệ mật độ năng lƣợng 1,93%), còn ngoài vùng đó mật độ không đáng kể.
Khi bức xạ mặt trời đi ngang qua tầng khí quyển bao quanh quả đất, nó bị các phân tử khí, các hạt bụi,... hấp thu hoặc bị làm tán xạ, nên phổ và năng lƣợng mặt trời khi đến bề mặt trái đất bị thay đổi rất đáng kể.
Bảng 2.2: Màu sắc và bước sóng của ánh sáng mặt trời
2.1.4. Đặc điểm của bức xạ mặt trời trên bề mặt trái đất 2.1.4.1. Phổ bức xạ mặt trời 2.1.4.1. Phổ bức xạ mặt trời
Quả đất bị bao bọc xung quanh bởi một tầng khí quyển có chiều dày H khoảng 7991 km bao gồm các phần tử khí, hơi nƣớc, các hạt bụi, các hạt chất lỏng, chất rắn và các đám mây,… Vì vậy, khi bức xạ mặt trời xuyên qua lớp khí quyển đó để đến đƣợc mặt đất thì năng lƣợng của nó bị thay đổi đáng kể.
Hình 2. 3: Định nghĩa các vĩ tuyến (a) và kinh tuyến (b)
Ở bên ngoài lớp khí quyển quả đất, năng lƣợng bức xạ mặt trời là hằng số và có giá trị là 1353W/m2. Giá trị này đƣợc gọi là hằng số mặt trời. Phổ của bức xạ mặt trời là một đƣờng cong liên tục có năng lƣợng chủ yếu nằm trong vùng bƣớc sóng từ 0,1µm đến 3
0,48µm và ứng với mật độ năng lƣợng 2.074W/m2
.
Khi các bức xạ mặt trời xuyên vào lớp khí quyển quả đất, gặp các phân tử khí, hơi nƣớc, các hạt bụi, các hạt chất lỏng,…bị tán xạ, phản xạ và hấp thụ nên một phần năng lƣợng của nó không tới đƣợc mặt đất. Đối với những ngày trong sáng thì sự suy giảm năng lƣợng của các tia bức xạ mặt trời do ba quá trình vật lý sau xảy ra một cách đồng thời:
• Sự hấp thụ chọn lọc do các phân tử hơi nƣớc H2O, O2, O3 và CO2 • Sự tán xạ Rayleith trên các phân tử khí, các hạt bụi,..
• Tán xạ Mie.
Hình 2. 4: Phổ bức xạ mặt trời bên trong và ngoài bầu khí quyển
Tán xạ Rayleith là sự tán xạ của tia mặt trời lên các phân tử khí hay các hạt bụi có kích thƣớc rất nhỏ so với bƣớc sóng λ của bức xạ. Theo lý thuyết Rayleith thì hệ số tán xạ trong quá trình này tỉ lệ với
. Một cách gần đúng, có thể đánh giá rằng, 50% năng lƣợng của các tia bức xạ tán xạ bị mất đi khi đi qua lớp khí quyển trái đất, chỉ còn 50% đến đƣợc quả đất theo các hƣớng khác nhau, và đƣợc gọi là bức xạ nhiễu xạ hay bức xạ tán xạ. Sự tán xạ xảy ra trên các hạt bụi nói chung có kích thƣớc lớn hơn rất nhiều so với kích thƣớc các phân tử khí nên việc tính toán trở nên rất khó khăn. Vì kích thƣớc và mật
độ của chúng biến đổi từ vừng này sang vùng khác và còn phụ thuộc vào độ cao và thời gian.
Tán xạ Mie là tán xạ xảy ra khi kích thƣớc của các hạt bụi lớn hơn bƣớc sóng của bức xạ, khi đó sự suy giảm cƣởng độ bức xạ do hai nguyên nhân: do sự tán xạ thực sự (phân bố lại năng lƣợng mới) và do sự hấp thụ bức xạ bởi các hạt bụi. Trong nguyên nhân thứ 2, một phần năng lƣợng của bức xạ biến thành nhiệt. Phần bức xạ còn lại sau tán xạ Mie, hƣớng đến quả đất nên cũng đƣợc gọi là bức xạ nhiễu xạ.
Do bức xạ bị hấp thu bởi các phần tử khí O2, O3 ở các vùng cao của lớp khí quyển nên vùng bƣớc sóng tử ngoại µm trong phổ mặt trời đã bị biến mất khi đến mặt đất. Trong vùng hồng ngoại, sự hấp thụ xảy ra chủ yếu do hơi nƣớc H2O và CO2. Kết quả của các quá trình nói trên làm cho cƣờng độ bức xạ mặt trời tới mặt đất yếu đi rất nhiều so với ở ngoài vũ trụ và đƣờng cong phân bố phổ của nó ở mặt đất không còn đƣợc lien tục nhƣ ở ngoài khí quyển quả đất, mà bị “xẻ” thành nhiều “rãnh” hoặc các “vùng rãnh” nhƣ đã chỉ ra trên hình 2.3.
Trong các ngày mây mù, sự suy giảm bức xạ mặt trời còn xảy ra mạnh hơn. Một phần đáng kể bức xạ mặt trời bị phản xạ lại vũ trụ từ các đám mây, một phần khác bị các đám mây hấp thụ, phần còn lại truyền đến quả đất nhƣ là bức xạ nhiễu xạ. Tổng các bức xạ mặt trời bị phản xạ trở lại vũ trụ do phản xạ và tán xạ từ các đám mây, từ các phân tử khí, từ các hạt bụi và từ mặt đất (bao gồm các vật cản nhƣ nhà cửa, cây cối,..) đƣợc gọi là Albedo của hệ khí quyển quả đất và có khoảng giá trị vào khoảng 30%.
Tóm lại ở mặt đất nhận đƣợc hai thành phần bức xạ:
• Bức xạ trực tiếp (còn gọi là Trực xạ) là các tia sáng mặt trời đi thẳng từ mặt trời đến mặt đất, không bị thay đổi hƣớng khi qua lớp khí quyển.
• Bức xạ Nhiễu xạ hay bức xạ khuếch tán gọi tắt là tán xạ, phản xạ,…
Hƣớng của tia trực xạ phụ thuộc vào vị trí của mặt trời trên bầu trời, tức là phụ thuộc vào thời gian và địa điểm quan sát. Trong khi đó đối với bức xạ nhiễu xạ không có hƣớng xác định mà đến điểm quan sát từ mọi điểm trên bầu trời. Tổng hai thành phần bức xạ này đƣợc gọi là tổng xạ, nó chiếm khoảng 70% toàn bộ bức xạ mặt trời hƣớng về quả đất.
qua lớp khí quyển (air mass).
Do các quá trình hấp thụ, tán xạ, phản xạ của tia mặt trời xảy ra khi nó đi qua lớp khí quyển nên cƣờng độ bức xạ khi tới mặt đất phụ thuộc vào độ dài đƣờng đi của tia trong lớp khí quyển. Độ dài này laị phụ thuộc vào độ cao của mặt trời .Ví dụ, khi mặt trời ở điểm Zenith (ở đỉnh đầu) thì các tia bức xạ mặt trời khi xuyên qua lớp khí quyển bị tán xạ và hấp thụ là ít nhất, vì đƣờng đi ngắn nhất. Còn ở các điểm “chân trời”, lúc mặt trời mọc hoặc lặn thì đƣờng đi của tia bức xạ mặt trời qua lớp khí quyển là dài nhất, nên bức xạ bị tán xạ và hấp thụ nhiều nhất. Để đặc trƣng cho sự mất mát năng lƣợng phụ thuộc độ dài đƣờng đi của tia bức xạ mặt trời qua lớp khí quyển ngƣời ta đƣa vào một đại lƣợng đƣợc gọi là “Air mass”, ký hiệu m (hay AM) và đƣợc định nghĩa nhƣ sau:
Từ hình 2.4 ta thấy, nếu tia mặt trời đến điểm A trên mặt đất theo hƣớng BA,
thì airmass đối với vị trí đó của mặt trời và đối với điểm điểm A trên mặt đất có thể đƣợc xác định bởi công thức sau :
(2.1)
Trong đó: Bán kính quả đất, R= 6 370km; Chiều dày lớp khí quyển quả đất, H = 7 991km; : góc Zenith của mặt trời.
Biểu thức (2.1) cho thấy, m có thể tính gần đúng nhờ các biểu thức đơn giản hơn sau:
Nhƣ vậy, giá trị của “Airmass” m và năng lƣợng bức xạ trực xạ mặt trời tƣơng ứng đối với các vị trí mặt trời khác nhau là khác nhau, ví dụ:
- Ở ngoài khí quyển quả đất : m = 0, E = 1 353W/m2
- Khi mặt trời ở điểm Zenith (đỉnh đầu) : m =1, E = 924,9 W/m2
- Khi góc Zenith Z = 600 : m = 2, E = 691,2 W/m2
Hình 2. 5: Định nghĩa và cách xác định air mass
2.1.4.3. Cƣờng độ bức xạ mặt trời biến đổi theo thời gian
Mô hình lý thuyết để tính toán cƣờng độ bức xạ mặt trời trực tiếp gọi tắt là trực xạ đƣợc xây dựng dựa trên các tài liệu đo đạc khí tƣợng trong nhiều năm. Mô hình này dựa trên giả thiết cho rằng mặc dù các thông số khí quyển thay đổi từ miền này đến miền khác và từ thời gian này đến thời gian khác, nhƣng hệ số truyền qua hiệu dụng của bầu trời thay đổi không nhiều. Vì khi lƣợng nƣớc có thể ngƣng tụ trong khí quyển giảm, thì lƣợng bụi lại tăng lên và ngƣợc lại. Theo định nghĩa “khí quyển chuẩn” (đối với ngày trong tháng) là khí quyển mà lƣợng hơi nƣớc có thể ngƣng tụ là 15 mm, lƣợng Ozon là 2,5 mm, bụi có mật độ 300 hạt/cm3 và ở áp suất 760 mmHg và với hằng số mặt trời 1.353 W/m2. Khi đó cƣờng độ bức xạ trực tiếp đƣợc tính theo biểu thức:
(2.2) Trong đó: m là airmass
Một công thức khác tổng quát hơn cho cƣờng độ trực xạ khi tia tới vuông góc với mặt phẳng nằm ngang đã đƣợc Majumdar và cộng sự đƣa ra là:
(2.3)
Trong đó: p: áp suất ở địa phƣơng quan sát (milibar); m. Air mass; W = độ dày lƣợng hơi nƣớc có thể ngƣng tụ (cm).
Các công thức trên (2.2) và (2.3) chỉ áp dụng đƣợc cho các ngày trong sáng.
2.1.4.4. Cƣờng độ bức xạ mặt trời biến đổi theo không gian
Nhƣ đã phân tích, bức xạ nhiễu xạ tới mặt đất từ tất cả mọi phía của vòm bầu trời và là do sự tán xạ, phản xạ của tia bức xạ mặt trời trong khí quyển quả đất. Ngay cả những ngày trời đẹp nhất, khi bầu trời rất trong sáng, vẫn có bức xạ nhiễu xạ phụ thuộc vào lƣợng bụi, Ozon và hơi nƣớc trong khí quyển. Trong những ngày mây mù, lúc ta không
sự biến đổi của thời tiết nên sự phân bố bức xạ nhiễu xạ cũng biến đổi ngẫu nhiên theo không gian và thời gian. Những công thức tính toán lý thuyết thành phần này của bức xạ mặt trời đều phải dựa trên một số giả thiết để làm đơn giản bài toán. Theo lý thuyết của Buckuist và King thì hệ số truyền qua τs, đặc trƣng cho bức xạ nhiễu xạ tới một mặt